22.3 : Vérifier la théorie

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Expliquer comment le diagramme H—R d'un amas d'étoiles peut être lié à l'âge de l'amas et aux stades d'évolution de ses membres
• Décrire comment la désactivation de la séquence principale d'un cluster révèle son âge

Dans la section précédente, nous avons indiqué que les clusters ouverts sont plus jeunes que les clusters globulaires, et que les associations sont généralement encore plus jeunes. Dans cette section, nous allons montrer comment nous déterminons l'âge de ces amas d'étoiles. La principale observation est que les étoiles de ces différents types d'amas se trouvent à différents endroits du diagramme H—R, et nous pouvons utiliser leur position dans le diagramme en combinaison avec des calculs théoriques pour estimer leur durée de vie.

Diagrammes H—R de jeunes clusters

Que prédit la théorie pour le diagramme H—R d'un amas dont les étoiles se sont récemment condensées à partir d'un nuage interstellaire ? N'oubliez pas qu'à chaque stade de l'évolution, les étoiles massives évoluent plus rapidement que leurs homologues de masse inférieure. Après quelques millions d'années (« récemment » pour les astronomes), les étoiles les plus massives devraient avoir terminé leur phase de contraction et se trouver dans la séquence principale, tandis que les étoiles les moins massives devraient se trouver sur la droite, toujours en route vers la séquence principale. Ces idées sont illustrées dans la figure\(\PageIndex{1}\), qui montre le diagramme H—R calculé par R. Kippenhahn et ses associés à l'université de Munich pour un groupe hypothétique âgé de 3 millions d'années.

Figure : Schéma H—R du cluster\(\PageIndex{1}\) Young. Nous voyons un diagramme H—R pour un groupe hypothétique de jeunes âgés de 3 millions d'années. Notez que les étoiles de masse élevée (haute luminosité) sont déjà arrivées au stade de séquence principale de leur vie, tandis que les étoiles de masse plus faible (faible luminosité) se contractent toujours vers la séquence principale d'âge zéro (la ligne rouge) et ne sont pas encore assez chaudes pour tirer toute leur énergie de la fusion de l'hydrogène.

Il existe de véritables amas d'étoiles qui correspondent à cette description. Le premier à être étudié (vers 1950) était le NGC 2264, qui est toujours associé à la région de gaz et de poussière dont il est issu (Figure\(\PageIndex{2}\)).

Figure\(\PageIndex{2}\) Young Cluster NGC 2264. Située à environ 2 600 années-lumière de nous, cette région d'étoiles nouvellement formées, connue sous le nom d'amas d'arbres de Noël, est un mélange complexe d'hydrogène gazeux (ionisé par des étoiles chaudes encastrées et représenté en rouge), de couloirs de poussière sombres obscurcissants et de jeunes étoiles brillantes. L'image montre une scène d'environ 30 années-lumière de diamètre.

Le diagramme H—R du cluster NGC 2264 est illustré sur la figure\(\PageIndex{3}\). L'amas situé au centre de la nébuleuse d'Orion (illustré dans les figures\(21.1.3\) et\(21.1.4\) dans la section 21.1) se trouve à un stade d'évolution similaire.

Figure\(\PageIndex{3}\) NGC 2264 : Schéma H—R. Comparez ce diagramme H-R à celui de la Figure\(\PageIndex{1}\) ; bien que les points soient un peu plus dispersés ici, les diagrammes théoriques et observationnels sont remarquablement et de manière satisfaisante similaires.

À mesure que les clusters vieillissent, leurs diagrammes H—R commencent à changer. Peu de temps après (moins d'un million d'années après avoir atteint la séquence principale), les étoiles les plus massives utilisent l'hydrogène de leur cœur et évoluent hors de la séquence principale pour devenir des géantes rouges et des supergéantes. Au fur et à mesure que le temps passe, les étoiles de moindre masse commencent à quitter la séquence principale et se dirigent vers le coin supérieur droit du diagramme H—R.

Pour voir l'évolution d'un amas d'étoiles dans une galaxie naine, vous pouvez regarder cette brève animation montrant l'évolution de son diagramme H—R.

La figure\(\PageIndex{4}\) est une photographie du NGC 3293, un cluster vieux d'environ 10 millions d'années. Les nuages denses de gaz et de poussière ont disparu. Une étoile massive a évolué pour devenir une géante rouge et se distingue en tant que membre orange particulièrement vif de l'amas.

Figure\(\PageIndex{4}\) NGC 3293. Toutes les étoiles d'un amas d'étoiles ouvert comme NGC 3293 se forment à peu près au même moment. Les étoiles les plus massives épuisent toutefois leur combustible nucléaire plus rapidement et évoluent donc plus rapidement que les étoiles de faible masse. À mesure que les étoiles évoluent, elles deviennent plus rouges. L'étoile orange vif de NGC 3293 est le membre de l'amas qui a évolué le plus rapidement.

La figure\(\PageIndex{5}\) montre le diagramme H—R de l'amas ouvert M41, vieux d'environ 100 millions d'années ; à ce moment-là, un nombre important d'étoiles se sont déplacées vers la droite et sont devenues des géantes rouges. Remarquez l'écart qui apparaît sur ce diagramme H—R entre les étoiles proches de la séquence principale et les géantes rouges. Un espace ne signifie pas nécessairement que les étoiles évitent une région présentant certaines températures et luminosités. Dans ce cas, il représente simplement un domaine de température et de luminosité à travers lequel les étoiles évoluent très rapidement. Nous voyons une lacune pour le M41 car, à ce moment précis, nous n'avons pas repéré d'étoile en train de se précipiter sur cette partie du diagramme.

Figure\(\PageIndex{5}\) Cluster M41. (a) Le cluster M41 est plus ancien que NGC 2264 (voir Figure\(\PageIndex{3}\)) et contient plusieurs géantes rouges. Certaines de ses étoiles les plus massives ne sont plus proches de la séquence principale de l'âge zéro (ligne rouge). (b) Cette photographie prise au sol montre le cluster ouvert M41. Notez qu'il contient plusieurs étoiles de couleur orange. Ce sont des étoiles qui ont épuisé l'hydrogène en leur centre et qui ont gonflé pour devenir des géantes rouges. (crédit b : modification des travaux par la NOAO/AURA/NSF)

Diagrammes H—R d'anciens clusters

Après 4 milliards d'années, de nombreuses autres étoiles, y compris des étoiles qui ne sont que quelques fois plus massives que le Soleil, ont quitté la séquence principale (Figure\(\PageIndex{6}\)). Cela signifie qu'il ne reste aucune étoile en haut de la séquence principale ; seules les étoiles de faible masse situées en bas restent. Plus l'amas est âgé, plus bas est le point de la séquence principale (et plus la masse des étoiles est faible) où les étoiles commencent à se déplacer vers la région de la géante rouge. L'endroit sur le diagramme H—R où les étoiles ont commencé à quitter la séquence principale est appelé arrêt de la séquence principale.

Figure : diagramme\(\PageIndex{6}\) H—R pour un cluster plus ancien. Nous voyons le diagramme H—R d'un cluster hypothétique plus ancien âgé de 4,24 milliards d'années. Notez que la plupart des étoiles de la partie supérieure de la séquence principale se sont éteintes en direction de la région de la géante rouge. Et les étoiles les plus massives de l'amas sont déjà mortes et ne figurent plus sur le diagramme.

Les amas les plus anciens de tous sont les amas globulaires. La figure\(\PageIndex{7}\) montre le diagramme H—R de l'amas globulaire 47 Tucanae. Notez que les échelles de luminosité et de température sont différentes de celles des autres diagrammes H—R de ce chapitre. Sur la figure\(\PageIndex{6}\), par exemple, l'échelle de luminosité sur le côté gauche du diagramme va de 0,1 à 100 000 fois la luminosité du Soleil. Mais sur la figure\(\PageIndex{7}\), l'étendue de l'échelle de luminosité a été considérablement réduite. Tant d'étoiles de cet ancien amas ont eu le temps de désactiver la séquence principale qu'il ne reste que le bas de la séquence principale.

Figure\(\PageIndex{7}\) Cluster 47 Tucanae. Ce diagramme H—R concerne l'amas globulaire 47. Notez que l'échelle de luminosité est différente de celle des autres diagrammes H—R de ce chapitre. Nous nous concentrons uniquement sur la partie inférieure de la séquence principale, la seule partie où les étoiles restent encore dans cet ancien amas.

Regardez cette brève vidéo de la NASA avec une visualisation 3D de la création d'un diagramme H—R pour l'amas globulaire Omega Centauri.

Quel est l'âge des différents clusters dont nous avons discuté ? Pour obtenir leur âge réel (en années), nous devons comparer les apparences de nos diagrammes H—R calculés de différents âges aux diagrammes H—R observés de groupes réels. En pratique, les astronomes utilisent la position en haut de la séquence principale (c'est-à-dire la luminosité à laquelle les étoiles commencent à quitter la séquence principale pour devenir des géantes rouges) comme mesure de l'âge d'un amas (l'arrêt de la séquence principale dont nous avons parlé précédemment). Par exemple, nous pouvons comparer les luminosités des étoiles les plus brillantes qui figurent encore sur la séquence principale dans les figures\(\PageIndex{3}\) et\(\PageIndex{6}\).

En utilisant cette méthode, certaines associations et clusters ouverts remontent à seulement 1 million d'années, tandis que d'autres datent de plusieurs centaines de millions d'années. Une fois que toute la matière interstellaire entourant un amas a été utilisée pour former des étoiles ou s'est dispersée et éloignée de l'amas, la formation des étoiles cesse et les étoiles de masse progressivement plus faible quittent la séquence principale, comme le montrent les figures\(\PageIndex{3}\)\(\PageIndex{5}\), et\(\PageIndex{6}\).

À notre grande surprise, même les plus jeunes amas globulaires de notre Galaxie sont plus anciens que les plus anciens amas ouverts. Tous les amas globulaires possèdent des séquences principales qui s'éteignent à une luminosité inférieure à celle du Soleil. La formation d'étoiles dans ces systèmes surpeuplés a cessé il y a des milliards d'années, et aucune nouvelle étoile n'entre dans la séquence principale pour remplacer celles qui se sont éteintes (Figure\(\PageIndex{8}\)).

Figure\(\PageIndex{8}\) H—R : diagrammes pour des groupes d'âges différents. Cette esquisse montre comment le point d'arrêt de la séquence principale diminue lorsque nous créons des diagrammes H—R pour des agrégats de plus en plus anciens.

En effet, les amas globulaires sont les structures les plus anciennes de notre Galaxie (et d'autres galaxies également). Les plus jeunes sont âgés d'environ 11 milliards d'années et certains semblent être encore plus âgés. Comme il s'agit des objets les plus anciens que nous connaissions, cette estimation est l'une des meilleures limites que nous ayons quant à l'âge de l'univers lui-même : il doit avoir au moins 11 milliards d'années. Nous reviendrons sur la question fascinante de la détermination de l'âge de l'univers entier dans le chapitre sur Le Big Bang.

Concepts clés et résumé

Le diagramme H—R des étoiles d'un amas change systématiquement à mesure que l'amas vieillit. Les étoiles les plus massives évoluent le plus rapidement. Dans les groupes et associations les plus jeunes, les étoiles bleues très lumineuses se trouvent dans la séquence principale ; les étoiles ayant les masses les plus faibles se situent à droite de la séquence principale et continuent de se contracter vers celle-ci. Au fil du temps, les étoiles dont la masse diminue progressivement s'éloignent de la séquence principale (ou la désactivent). Dans les amas globulaires, qui ont tous au moins 11 milliards d'années, il n'y a aucune étoile bleue lumineuse. Les astronomes peuvent utiliser le point d'arrêt de la séquence principale pour déterminer l'âge d'un amas.

Lexique

arrêt de la séquence principale

emplacement dans le diagramme H—R où les étoiles commencent à quitter la séquence principale